Солнечно-земная физика, 2024, № 1

СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА 
Издается с 1963 года 
              ISSN 2712-9640 
              DOI: 10.12737/issn.2712-9640 
              Том 10. № 1. 2024. 92 с. 
              Выходит 4 раза в год 
 
СМИ зарегистрировано Федеральной службой по надзору в сфере связи, информационных технологий и массовых коммуникаций (Роскомнадзор). Регистрационный номер ЭЛ № ФС 77 — 79288 от 2 октября 2020 г. 
Учредители: Федеральное государственное бюджетное учреждение науки 
Ордена Трудового Красного Знамени Институт солнечно-земной физики 
Сибирского отделения Российской академии наук 
Федеральное государственное бюджетное учреждение «Сибирское отделение Российской академии наук» 
 
 
SOLAR-TERRESTRIAL PHYSICS 
 
The edition has been published since 1963 
               ISSN 2712-9640 
               DOI: 10.12737/issn.2412-4737 
               Vol. 10. Iss. 1. 2024. 92 p. 
               Quarterly 
Registered by Federal Service for Supervision 
of Communications, Information Technology 
and Mass Media (Roscomnadzor). Registration 
Number EL No. FS 77 — 79288 of October 
02, 2020  
Founders: Institute of Solar-Terrestrial Physics of Siberian Branch of Russian Academy of Sciences 
Siberian Branch of the Russian Academy of Sciences 
 
 
Состав редколлегии журнала 
 
 
Editorial Board 
 
Жеребцов Г.А., академик  РАН — 
главный редактор, ИСЗФ СО РАН 
Zherebtsov G.A., Academician of RAS, Editor-in-Chief,  
ISTP SB RAS 
Степанов А.В., чл.-к. РАН — 
заместитель главного редактора, ГАО РАН 
Stepanov A.V., Corr. Member of RAS,  
Deputy Editor-in-Chief, GAO RAS 
Потапов А.С., д-р физ.-мат. наук — 
заместитель главного редактора, ИСЗФ СО РАН 
Potapov A.S., D.Sc. (Phys.&Math),  
Deputy Editor-in-Chief, ISTP SB RAS 
Члены редколлегии 
Members of the Editorial Board  
Абраменко В.И., д-р физ.-мат. наук, КРАО 
Abramenko V. I., D.Sc. (Phys.&Math.), CRAO 
Алтынцев А.Т., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН 
Altyntsev A.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS 
Афанасьев Н.Т., д-р физ.-мат. наук, ИГУ 
Afanasiev N.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISU 
Благовещенская Н.Ф., д-р физ.-мат. наук, ААНИИ 
Blagoveshchenskaya N.F., D.Sc. (Phys.&Math.), AARI 
Богачев С.А., д-р физ.-мат. наук, ИКИ РАН 
Bogachev S.A., D.Sc. (Phys.&Math.), IKI RAS 
Валявин Г.Г., канд. физ.-мат. наук, САО РАН 
Valyavin G.G., C.Sc. (Phys.&Math.), SAO RAS 
Григорьев В.М., чл.-к. РАН, ИСЗФ СО РАН 
Grigoryev V.M., Corr. Member of RAS, ISTP SB RAS 
Гульельми А.В., д-р физ.-мат. наук, ИФЗ РАН 
Guglielmi A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), IPE RAS 
Демидов М.Л., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН 
Demidov M.L., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS 
Деминов М.Г., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН 
Deminov M.G., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN 
Ермолаев Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ИКИ РАН 
Yermolaev Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), IKI RAS 
Зеленый Л.М., академик РАН, ИКИ РАН 
Zelenyi L.M., Academician of RAS, IKI RAS 
Куличков С.Н., д-р физ.-мат. наук, ИФА РАН 
Kulichkov S.N., D.Sc. (Phys.&Math.), IAP RAS 
Леонович А.С.†, д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН 
Leonovich A.S.†, D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS 
Мареев Е.А., академик РАН, ИПФ РАН 
Mareev E.A., Academician of RAS, IAP RAS 
Медведев А.В., чл.-к. РАН, ИСЗФ СО РАН 
Medvedev A.V., Corr. Member of RAS, ISTP SB RAS 
Мингалев И.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ 
Mingalev I.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI 
Обридко В.Н., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН 
Obridko V.N., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN 
Перевалова Н.П., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН 
Perevalova N.P., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS 
Пташник И.В., чл.-к. РАН, ИОА СО РАН 
Ptashnik I.V., Corr. Member of RAS, IAO SB RAS 
Салахутдинова И.И., канд. физ.-мат. наук, 
ученый секретарь, ИСЗФ СО РАН 
Salakhutdinova I.I., C.Sc. (Phys.&Math.), 
Scientific Secretary, ISTP SB RAS 
Сафаргалеев В.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ 
Safargaleev V.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI 
Стародубцев С.А., д-р физ.-мат. наук, ИКФИА СО РАН 
Starodubtsev S.A., D.Sc. (Phys.&Math.), IKFIA SB RAS 
 

 
Стожков Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ФИАН 
Stozhkov Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), LPI RAS 
Тащилин А.В., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН 
Tashchilin A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS 
Тестоедов Н.А., академик РАН, ИКТ КНЦ СО РАН 
Testoedov N.A., Academician of RAS, ICT KSC RAS 
Уралов А.М., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН 
Uralov A.M., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS 
Лестер М., проф., Университет Лестера, Великобритания 
Lester M., Prof., University of Leicester, UK 
Логинов В.Ф., академик НАН Беларуси,  
Институт природопользования Беларуси 
Loginov V.F., Academician of the NAS of Belarus, 
Institute of Nature Managment 
Йихуа Йан, проф., Национальные астрономические 
обсерватории Китая, КАН, Китай 
Yan Yihua, Prof., National Astronomical Observatories, 
China 
Панчева Дора, проф., Национальный институт геодезии, 
геофизики и географии БАН, Болгария 
Pancheva D., Prof., Geophysical Institute, Bulgarian 
Academy of Sciences, Bulgaria 
Ответственный секретарь редакции 
Executive Secretary of Editorial Board 
Polyushkina N.A., ISTP SB RAS 
Полюшкина Н.А., ИСЗФ СО РАН 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
2 
 

СОДЕРЖАНИЕ 
 
Кобанов Н.И., Челпанов А.А. Наблюдательные характеристики колебательно-волновых процес 
4–11 
сов в пятне и его окрестностях. Сложности наблюдений и интерпретации .……..................................... 
Строкин Н.А. Ионная активность в квазинейтральных токовых слоях и плазме разрядов в скре 
12–20 
щенных электрическом и магнитном полях ………………………………….…………............................ 
Колпак В.И., Могилевский М.М., Чугунин Д.В., Чернышов А.А., Моисеенко И.Л. Перенос ав 
 
21–30 
рорального километрового радиоизлучения посредством каналов с пониженной плотность на границе плазмосферы ...…………................................................................................................................... 
Иванов В.Е., Дашкевич Ж.В. Влияние концентрации NO на отношение I557.7/I427.8 в полярных 
 
31–36 
сияниях …………...…………………………………………………………………………………………... 
Янчуковский В.Л., Калюжная М.А., Хисамов Р.З. Интенсивность нейтронной компоненты кос 
37–43 
мических лучей и влажность воздуха .…....................................................................................................... 
Вяткин А.Н., Зоркальцева О.С., Мордвинов В.И. Влияние Эль-Ниньо на параметры средней 
 
 
44–52 
и верхней атмосферы  над Восточной Сибирью по данным реанализа и моделирования в зимний 
период ………………………………………………………………………………………………………... 
Денисенко В.В. Влияние рельефа на атмосферное электрическое поле ………………..…………… 53–58 
Сорокин А.Г., Добрынин В.А. О регистрации атмосферного эффекта извержения вулкана Хунга 
59–67 
Тонга ……......................................................................................................................................................... 
Ташлыков В.П., Алсаткин С.С., Медведев А.В., Ратовский К.Г. Метод эффективных вычита 
68–73 
ний: работа с данными Иркутского радара некогерентного рассеяния …………………………………….. 
Коробцев И.В., Мишина М.Н., Караваев Ю.С., Еселевич М.В., Горяшин В.Е. Фотометрические 
 
74–82 
наблюдения и моделирование формы космического мусора на средневысотных орбитах  …………… 
Гетманов В.Г., Гвишиани А.Д., Соловьев А.А., Зайцев К.С., Дунаев М.Е., Ехлаков Э.В. Распо 
 
83–91 
знавание геомагнитных бурь на основе матричных временных рядов наблюдений мюонного годоскопа УРАГАН с использованием нейронных сетей глубокого обучения ……………………………… 
CONTENTS 
 
Kobanov N.I., Chelpanov A.A. Observational characteristics of oscillations and waves in and around 
 
4–11 
sunspots. Difficulties in observing and interpreting …….……………………………………………………. 
Strokin N.A. Ion activity in quasi-neutral current sheets and discharge plasma in crossed electric and mag 
12–20 
netic fields ……………………………………………………………………………….................................. 
Kolpak V.I., Mogilevsky M.M., Chugunin D.V., Chernyshov A.A., Moiseenko I.L. Transfer of auroral 
 
21–30 
kilometric radiation  through low-density channels at the boundary of plasmasphere ……………………… 
Ivanov V.E., Dashkevich Zh.V. Effect of the NO concentration on the ratio I557.7/I427.8 in auroras ..……. 31–36 
Yanchukovsky V.L., Kalyuzhnaya M.A., Khisamov R.Z. Intensity of the neutron component of cosmic 
 
37–43 
rays  and air humidity ….................................................................................................................................... 
Vyatkin A.N., Zorkaltseva O.S., Mordvinov V.I. Influence of El Niño on parameters of the middle and 
 
44–52 
upper atmosphere over Eastern Siberia according to reanalysis and model data in winter …………..…...….. 
Denisenko V.V. Influence of relief on the atmospheric electric field …………………………………..... 53–58 
Sorokin A.G., Dobrynin V.A. Registration of the atmospheric effect of the Hunga Tonga volcano 
 
59–67 
eruption ……………………………………………………………………………………………………….. 
Tashlykov V.P., Alsatkin S.S., Medvedev A.V., Ratovsky K.G. Effective subtraction technique: imple 
68–73 
mentation for Irkutsk Incoherent Scatter Radar …………………………………………................................. 
Korobtsev I.V., Mishina M.N., Karavaev Yu.S., Eselevich M.V, Goryashin V.E. Photometrical obser 
74–82 
vations and shape modeling of space debris in medium Earth orbits …………………………..…………….. 
Getmanov V.G., Gvishiani A.D., Soloviev A.A., Zajtsev K.S., Dunaev M.E., Ehlakov E.V. Recognition 
 
 
83–91 
of geomagnetic storms from time series of matrix observations with the muon hodoscope URAGAN using 
neural networks of deep learning ………………………………………………………………….………….. 
 
3 
 

Солнечно-земная физика. 2024. Т. 10. № 1 
 
 
 
      Solnechno-zemnaya fizika. 2024. Vol. 10. Iss. 1 
УДК 533.951 
 
 
 
 
 
 
 
       Поступила в редакцию 27.10.2023 
DOI: 10.12737/szf-101202401 
 
 
 
 
 
        Принята к публикации 01.12.2023 
 
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ 
КОЛЕБАТЕЛЬНО-ВОЛНОВЫХ ПРОЦЕССОВ 
В ПЯТНЕ И ЕГО ОКРЕСТНОСТЯХ. 
СЛОЖНОСТИ НАБЛЮДЕНИЙ И ИНТЕРПРЕТАЦИИ 
OBSERVATIONAL CHARACTERISTICS OF OSCILLATIONS AND WAVES 
IN AND AROUND SUNSPOTS. 
DIFFICULTIES IN OBSERVING AND INTERPRETING 
 
Н.И. Кобанов 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, kobanov@iszf.irk.ru 
А.А. Челпанов 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, chelpanov@iszf.irk.ru 
N.I. Kobanov 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, kobanov@iszf.irk.ru 
A.A. Chelpanov 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, chelpanov@iszf.irk.ru 
 
 
Аннотация. В настоящей статье обобщается 
Abstract. This paper summarizes the body of work 
that we have done over the years on the oscillation processes in sunspots, including their umbra, penumbra, 
and close vicinity. The study analyzes a number of aspects that impede adequate determining of some characteristics of propagating oscillations and lead to misinterpretation. Using running penumbral waves as an example, we show that their horizontal propagation with 
decreasing frequency is delusive. The effect is due to 
different oscillations propagating along magnetic field 
lines with gradually increasing inclination. This also 
applies to the three-minute oscillations in the sunspot 
umbral chromosphere. The change in the inclination of 
the strips in the half-tone space-time diagrams, which 
are employed to determine the oscillation propagation 
velocities along coronal loops, is caused by the projection effect as opposed to real changes in the velocity. 
We propose to use flare modulation of the natural oscillations of the medium to eliminate the uncertainties that 
arise while measuring the phase differences between 
signals of the same parameters, which is employed for 
estimating wave propagation velocities in the solar atmosphere. 
Keywords: sunspots, oscillations, running penumbral waves, flare modulation of oscillations. 
опыт, полученный авторами в разные годы при исследовании колебательных процессов в солнечных 
пятнах, включая тень, полутень и ближайшие окрестности. В работе анализируется ряд факторов, затрудняющих адекватное определение некоторых характеристик распространяющихся колебаний, что может 
приводить к неправильной интерпретации. На примере бегущих волн полутени показано, что их распространение в строго горизонтальном направлении, сопровождаемое при этом понижением частоты, 
является кажущимся. Эффект вызван тем, что разные колебания распространяются вдоль разных линий магнитного поля с постепенно увеличивающимся наклоном. Это заключение справедливо и для трехминутных колебаний в хромосфере тени пятна. Изменение наклона полос на полутоновых диаграммах 
пространство—время, используемых для определения скорости распространения колебаний вдоль корональных петель, вызвано проекционным эффектом, а не реальным изменением скорости. Авторы 
предлагают использовать вспышечную модуляцию 
амплитуды собственных колебаний среды [Chelpanov, 
Kobanov, 2021] для устранения неопределенностей, 
возникающих при измерении фазовой разности одноименных сигналов, по которой судят о скорости 
распространения волновых возмущений в солнечной атмосфере. 
Ключевые слова: солнечные пятна, колебания, 
бегущие волны полутени, вспышечная модуляция 
колебаний. 
 
 
 
 
 
 
 
 
ВВЕДЕНИЕ 
Исследования колебательно-волновых явлений 
они используются как инструмент для зондирования 
солнечной атмосферы (гелиосейсмология). Исторически сложилось так, что наиболее часто в качестве 
объектов для исследования свойств колебаний выступают солнечные пятна [Beckers, Tallant, 1969; 
Giovanelli, 1972; Zirin, Stein, 1972]. Многие физические 
характеристики пятен резко отличаются от свойств 
окружающей среды, что поддерживает интерес ученых к их природе и выяснению их роли в общих 
в солнечной атмосфере — одна из наиболее динамично развивающихся областей физики Солнца. 
Распространяющиеся волны вносят существенный 
вклад в процессы транспортировки энергии внутри 
солнечной атмосферы и, вероятно, в нагрев ее верхних слоев [Van Doorsselaere et al., 2020]. Кроме того, 
4 

Н.И. Кобанов, А.А. Челпанов 
 
 
 
 
 
 
 N.I. Kobanov, A.A. Chelpanov 
ционном режиме [Kobanov, 2001]. При выполнении 
временных серий каденция составляла от пяти до 16 с, 
в зависимости от задачи и условий наблюдений. Для 
того чтобы не возникали ложные сигналы низкой 
частоты вследствие стробоскопического эффекта, 
время экспозиции должно в несколько раз превышать длительность интервала между соседними 
кадрами. Иногда для достижения этого приходилось 
жертвовать интенсивностью входного светового 
пучка, регулируя ее с помощью нейтральных фильтров. Узкополосную частотную фильтрацию сигналов мы производили с использованием прямого и обратного преобразований Фурье. Для наблюдений мы 
подбирали одиночные пятна правильной формы, 
полагая, что результаты наблюдений пятен сложной 
конфигурации отличаются индивидуальностью, что 
затрудняет выявление общих закономерностей. Мы 
старались избегать пятен, содержащих неоднородности в тени типа umbral flashes [Turova et al., 2005; 
French et al., 2023] и umbral dots [Tian, Petrovay, 
2013; Kilcik et al., 2020; Calisir et al., 2023]. 
 
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ 
И ДИСКУССИЯ 
Картина распределения колебаний в солпроцессах, происходящих на Солнце. Количество 
публикаций по этой теме быстро увеличивалось, что 
сопровождалось пополнением и уточнением наших 
знаний об исследуемых процессах [Alissandrakis et 
al., 1988; Lites, 1988; Settele et al., 2001; Bogdan, 
Judge, 2006; Khomenko, Collados, 2008; Solov’ev, 
Kirichek, 2008, 2016; Botha et al., 2011; Zhugzhda, 
Sych, 2014; Felipe et al., 2014; Zhao et al., 2016; Belov 
et al., 2021]. Вследствие этого изменилась интерпретация некоторых наблюдаемых явлений. В частности, 
бегущие волны полутени (RPW — running penumbral 
waves) ранее объяснялись как звуковые волны, распространяющиеся в горизонтальном направлении. 
При этом наблюдатели отмечали, что их частота последовательно понижалась по мере удаления от внутренней границы полутени. Позднее было показано, 
что строго горизонтальное распространение волн 
в данном случае — кажущийся эффект, и реально 
колебания распространялись вдоль разных линий 
магнитного поля с постепенно увеличивающимся 
наклоном во внешних участках полутени [Rouppe 
van der Voort et al., 2003; Kobanov, Makarchik, 2004; 
Kobanov et al., 2006; Bloomfield et al., 2007; Madsen 
et al., 2015; Löhner-Böttcher, Bello González, 2015; 
Jess et al., 2013]. Несмотря на явный прогресс в изучении колебаний в солнечных пятнах, данное 
направление все еще представляет большой интерес 
для исследователей [Jess et al., 2023].  
нечном пятне 
Цель этой работы заключается в анализе ряда 
В тени пятна на фотосферном уровне преоблафакторов, затрудняющих адекватное определение 
характеристик распространяющихся колебаний и способных привести к неправильной интерпретации 
наблюдаемых процессов. 
 
ИНСТРУМЕНТЫ И МЕТОДЫ 
Использовались данные наблюдений, проводивдают пятиминутные колебания лучевой скорости 
(средний период 300 с, средняя амплитуда 80 м/с). 
В опубликованной недавно работе [Stangalini et al., 
2022] наблюдения крупномасштабных когерентных 
колебаний в тени солнечного пятна представлены 
как новый результат. В связи с этим следует заметить, что факт крупномасштабных пятиминутных 
колебаний в фотосфере тени солнечных пятен был 
установлен более 30 лет назад [Kobanov, 1990; Lites, 
1992]. Другой интересной особенностью является 
наличие в фотосфере полутени и суперполутени 
компактных участков с повышенной мощностью 
трехминутных колебаний, превосходящей мощность 
аналогичных колебаний в фотосфере тени (см. область 1 на рис. 1). Мы связываем это со сложной топологией магнитного поля полутени. Модели [Solanki, 
Montavon, 1993; Lites, 1992; Schlichenmaier, Schmidt, 
2000] допускают существование «шипов» вертикального магнитного поля между почти горизонтальными магнитными полями полутени и суперполутени. 
В хромосфере тени основной период колебаний составляет 3 мин. В полутени на хромосферном уровне 
главенствуют так называемые бегущие волны полутени (RPW). Их период возрастает от 3–5 мин вблизи 
внутренней границы полутени до 10–12 мин вблизи 
внешней границы. Именно такое поведение частоты 
колебаний ставит под сомнение гипотезу о распространении RPW в строго горизонтальном направлении. Сценарий распространения колебаний вдоль линий магнитного поля с постепенно увеличивающимся 
наклоном лучше объясняет наблюдения и в тени пятна, 
и в его полутени. Для лучшего понимания этого явления обратимся к рис. 2. На этом рисунке ряд наклон- 
шихся на Автоматизированном солнечном телескопе 
(АСТ) [Осак и др., 1979] Саянской солнечной обсерватории в разные годы, а также данные из архива 
космической обсерватории Solar Dynamics Observatory (SDO). АСТ состоит из целостатной установки 
с плоскими зеркалами диаметрами 800 мм и главного 
сферического зеркала диаметром 800 мм с фокусным расстоянием 20 м. В центре главного зеркала 
расположено вспомогательное зеркало фотогида 
диаметром 100 мм и с фокусным расстоянием 19 м. 
С помощью четырех пар фотоэлементов, установленных на краях изображения, фотогид обеспечивает 
фиксацию изображения с точностью не хуже 1ʺ за три 
часа. Телескоп осуществляет автоматическую компенсацию смещения элементов изображения, вызванного 
собственным вращением Солнца, и может выполнять 
сканирование изображения в заданном направлении. 
Призма Дове, установленная перед входной щелью 
спектрографа, позволяет ориентировать объект относительно выходной щели спектрографа. Пространственный размер пикселя CCD-камеры составляет 
0.24″ и вдоль дисперсии спектрографа соответствует 
6–8 мÅ в зависимости от спектрального порядка. 
Набор поляризационной оптики позволяет регистрировать сигналы напряженности магнитного поля 
и лучевой скорости с использованием электрооптического модулятора поляризации или в безмодуля5 

Наблюдательные характеристики  
 
 
 
 
 
 Observational Characteristics 
  
 
Рис. 1. Распределение трехминутных колебаний в сигнале фотосферной скорости в солнечном пятне АО 13111 
(2022-10-03), спектральная линия FeI 6173 Å; сплошные линии обозначают внутреннюю и внешнюю границы полутени 
(a); изображение пятна в сигнале интенсивности этой же линии (б); трехминутные колебания скорости и интенсивности 
в фотосфере (в)  в точках, указанных на панели а: синяя линия — нормированная интенсивность, красная — лучевая 
скорость 
 
 
Рис. 2. Условное изображение процесса распространения колебаний в солнечном пятне вдоль линий магнитного поля разного наклона. Уровень фотосферы обозначен 
синим, уровень хромосферы — красным 
ное распространение звуковых колебаний в хромосфере полутени является иллюзорным. 
Колебания в зоне эвершедовских течений 
Выдающейся особенностью полутени является 
наличие квазистационарного течения, открытого 
Эвершедом в начале прошлого века [Evershed, 
1909]. На фотосферном уровне эвершедовское течение направлено от внутренней границы полутени 
к внешней и иногда наблюдается даже в суперполутени. В хромосфере течение меняет направление 
ных линий схематично отражает линии магнитного 
поля в пятне, тогда как горизонтальные линии указывают на два уровня высоты (фотосфера и хромосфера). Условимся, что мы имеем дело с продольными звуковыми колебаниями вдоль наклонных 
линий магнитного поля. Из рисунка следует, что при 
одинаковой скорости звука наблюдаемого уровня 
хромосферы позже будут достигать те колебания, 
которые распространяются вдоль более наклонных 
линий, что и создает иллюзию горизонтально распространяющихся колебаний. А понижение частоты 
обрезания с увеличением наклона линий магнитного 
поля [Bel, Leroy, 1977] объясняет факт увеличения 
периода RPW с расстоянием от внутренней границы 
полутени. А что будет с частотным составом колебаний, если для пятна вблизи центрального меридиана мы будем наблюдать колебания одновременно 
в фотосфере и хромосфере? На рис. 2 точка 2, соответствующая хромосфере, расположена на линии 
с меньшим наклоном магнитного поля, следовательно, колебания в ней должны быть более высокочастотные, чем в точке 1, соответствующей фотосфере. Результаты наших наблюдений (см. рис. 3), 
выполненных вблизи внешней границы полутени 
области NOAA 8263 5 июля 1998 г. в линиях Hβ 
4861 Å и NiI 4857 Å, подтверждают правильность 
этого предположения. Подобное смещение спектра 
ранее отмечено для четырех солнечных пятен в статье [Kolobov et al., 2016]. Сдвиг хромосферного 
спектра, показанного на рис. 3, относительно фотосферного в сторону высоких частот является еще 
одним доказательством того, что строго горизонталь- 
6 

Н.И. Кобанов, А.А. Челпанов 
 
 
 
 
 
 
 N.I. Kobanov, A.A. Chelpanov 
 
Рис. 3. Спектры колебаний лучевой скорости для внешней полутени солнечного пятна АО № 8263: синий — фотосфера в линии NiI 4857 Å (соответствует точке 1 на рис. 2); 
красный — хромосфера в линии Hβ 4861 Å (соответствует 
точке 2 на рис. 2) 
 
Рис. 4. Прямое (штриховая линия) и обратное (сплошная линия) эвершедовские течения в солнечном пятне АО 
№ 8299: верхняя панель — временные серии в спектральных линиях NiI 4857 Å и Hβ 4861 Å; приведены исходный 
и сглаженный десятиминутным окном сигналы; нижняя 
панель — соответствующие спектры мощности 
сивности в одной пространственной точке служит 
средством для определения типа наблюдаемой волны 
(стоячая или распространяющаяся). Сдвиг фаз 90° 
считается признаком стоячей волны, а сдвиг 180° 
или 0° — признаком распространяющейся волны. 
В реальных наблюдениях величина этого сдвига 
значительно меняется во временной серии длительностью около часа (см., например, панели 2, 3 
на рис. 1). По нашему мнению, высота и прозрачность отражающих границ также варьируют в условиях высокодинамичной солнечной атмосферы над 
пятенной активной областью. В зависимости от соотношения между амплитудами прямой и отраженных волн, ограниченный объем, в котором отмечаются признаки стоячей волны, может являться источником распространяющихся волн для соседних 
областей. 
При исследовании распространения колебаний 
на обратное (от внешней границы к внутренней)  
и именуется инверсным эвершедовским течением 
или течением Сент-Джона, по имени ученого, исследовавшего этот эффект [St. John, 1913]. Можно отметить два подхода к объяснению природы эвершедовских течений: первый допускает движение 
вещества [Evershed, 1909; Montesinos, Thomas, 1997], 
второй подход связывает это явление с колебательноволновыми процессами [Maltby, Eriksen, 1967]. Возникает естественный вопрос — могут ли эти течения 
служить каналами для распространения колебательноволновых движений? Наблюдательных результатов, 
в которых стационарные колебания непосредственно 
связаны с эвершедовскими течениями, удручающе 
мало, и проблема эта до сих пор не решена. Shine et 
al. [1994] при анализе временных серий фильтрограмм солнечных пятен указали на 10-минутную 
повторяемость движущихся структур изображений. 
Наиболее известна работа [Rimmele, 1994], в которой 
выявлены временные вариации скорости эвершедовских течений с периодом 15 мин. Если предполагать, что прямое и инверсное эвершедовские течения 
имеют общую природу, то логично искать в наблюдениях и общие временные вариации этих течений. 
Следуя этому предположению, мы провели наблюдения одновременно в фотосферной и хромосферной спектральных линиях. На рис. 4 верхняя панель 
представляет запись вариаций лучевой скорости в линиях NiI 4857 Å (фотосфера) и Hβ 4861 Å (хромосфера) в полутени пятна NOAA 8299, а нижняя — 
соответствующие спектры мощности. Из сглаженных временных серий и спектров мощности следует, 
что колебания с периодом около 35 мин наиболее 
вероятно связаны с прямым и инверсным эвершедовскими течениями, поскольку низкочастотные компоненты колебаний в фотосфере и хромосфере полутени, имея одинаковый период, находятся в противофазе. Заметим также, что нельзя исключать как 
возможную причину такого совпадения периодические вращательные движения пятна. Для большей 
уверенности будет полезным время наблюдений в подобном эксперименте увеличить в несколько раз. 
Распространение волн между слоями атмосферы пятна 
Для звуковых колебаний соотношение фаз колебав вертикальном направлении измеряют фазовые задержки одноименных сигналов на разных уровнях 
атмосферы, для чего подбирают соответствующие 
спектральные линии. В верхних слоях солнечной 
атмосферы скорость распространения колебаний 
вдоль корональных петель измеряют по фазовой задержке одноименных сигналов в двух или более точках, принадлежащих исследуемой петле. Широкое 
распространение получили полутоновые диаграммы 
пространство—время, на которых представлено 
изменение мощности колебаний вдоль пространственного разреза. По наклону полутоновых полос 
можно определять проекцию скорости распространения волновых возмущений в картинной плоскости как 
при реальном распространении возмущений (рис. 5), 
ний между сигналами доплеровской скорости и интен- 
7 

Наблюдательные характеристики  
 
 
 
 
 
 Observational Characteristics 
 
 
Рис. 5. Распространение трехминутных колебаний интенсивности вдоль корональной петли, АО 13140 (2022-11-10), 
AIA 171 Å; скан отмечен штриховой линией в зеленом прямоугольнике 
 
Рис. 6. Шевронные структуры, иллюстрирующие распространение трехминутных колебаний в тени пятна: а — изображение пятна в белом свете с указанием расположения спектральной щели; зеленым цветом обозначена часть щели, 
для которой строилась пространственно-временная диаграмма; б — пространственно-временная диаграмма лучевой 
скорости вдоль разреза пятна через тень и полутень, фильтрованная в трехминутном диапазоне периодов; в — трехминутные колебания в разрезах диаграммы, показанных на панели б сплошной и штриховой линиями 
 
так и при кажущемся, как в случае с RPW в тени 
солнечного пятна (рис. 6). Впервые этот результат 
был представлен в работе [Kobanov, Makarchik, 
2004], что подтверждено в работе [Madsen et al., 
2015]. 
Очень часто на полутоновых диаграммах пространственного распределения отдельных частот 
[Reznikova, Shibasaki, 2011, 2012; Jess et al., 2013]. 
Подобный эффект в области низких частот наблюдали Kolobov et al. [2016]. В последней работе представлены пространственные распределения доминирующих частот в диапазоне высот от глубокой фотосферы (линия FeI 6173 Å) до короны (линия FeIX 
171 Å) для четырех солнечных пятен. Кольцевая 
структура в этих пятнах наблюдается вплоть до переходной зоны (линия НеII 304 Å), что свидетельствует о сохранении круговой симметрии в наклоне 
линий магнитного поля до этих высот. Однако в нижней короне (FeIX 171 Å) симметрия нарушается, 
очевидно, вследствие того, что часть магнитных 
петель уже достигла максимальной высоты. 
При определении скорости распространения костранство—время, представляющих распространение колебаний вдоль корональной петли над солнечным пятном, можно видеть изменение наклона 
полутоновых полос, что воспринимается как изменение скорости распространения (рис. 5). Однако 
при более детальном анализе этого явления мы заключили, что оно вызвано проекционными эффектами вследствие кривизны канала распространения. 
К такому же выводу пришли Sieyra et al. [2022]     
в работе, посвященной исследованию распространений волновых возмущений вдоль корональных 
структур над солнечными пятнами. На двухмерных 
полутоновых диаграммы, иллюстрирующих распространение колебаний в верхние слои солнечной атмосферы, можно увидеть кольцевую форму пролебаний по фазовой разности одноименных сигналов можно столкнуться с еще одной проблемой, порождающей неопределенности оценки. Даже с применением узкополосной частотной фильтрации 
сравниваемых сигналов можно заметить, что их фазо- 
8 

Н.И. Кобанов, А.А. Челпанов 
 
 
 
 
 
 
 N.I. Kobanov, A.A. Chelpanov 
На фотосферном уровне пятиминутные колебания когерентны на большей части тени пятна, что 
может указывать на протяженный подфотосферный 
источник. 
В фотосфере полутени и суперполутени пятен 
наблюдаются компактные образования, в которых 
доминируют трехминутные колебания. Эти участки 
отличаются повышенной концентрацией элементов 
с вертикальным магнитным полем. 
Распространение хромосферных бегущих волн по 
Рис. 7. Пример изменения фазовой разности сигналов 
лутени в строго горизонтальном направлении с увеличивающимся периодом по мере удаления от барицентра пятна — кажущийся эффект, вызванный тем, 
что колебания распространяются вдоль разных линий магнитного поля с постепенно увеличивающимся наклоном. Это же объяснение справедливо 
для бегущих волн в хромосфере тени пятна [Kobanov, Makarchik, 2004]. 
лучевой скорости Hα (красная линия) и HeI 10830 Å (синяя линия), измеряемых в тени пятна 
Взаимосвязь прямого и инверсного эвершедовских течений с колебательно-волновыми процессами в настоящее время изучена слабо. По мнению 
авторов, наибольший интерес будут представлять 
исследования в диапазоне колебаний с периодом 
30–35 мин, где замечена синхронность в поведении 
прямого и инверсного течений.  
вая разность меняется на протяжении анализируемой временной серии. Если же узкополосная частотная фильтрация сигналов не проводится, то адекватная оценка сигналов еще более затруднена, а иногда и вовсе невозможна вследствие того, что фазовый сдвиг меняет величину даже на коротких временных интервалах (рис. 7). 
Кольцевые структуры в пространственном расПо мнению авторов, для определения скорости 
пределении доминирующих частот на разных высотах солнечной атмосферы свидетельствуют о сохранении круговой симметрии в наклоне линий магнитного поля для пятен правильной формы вплоть 
до нижней короны. Симметрия нарушается в нижней короне, где часть магнитных петель, вероятно, 
уже достигает максимальной высоты.  
Изменение наклона полос на полутоновых диаграммах пространство—время, используемых для 
определения скорости распространения колебаний 
вдоль корональной петли, вызвано проекционным 
эффектом вследствие кривизны петли, а не реальным изменением скорости. 
Авторы предлагают использовать вспышечную 
модуляцию амплитуды собственных колебаний среды 
[Chelpanov, Kobanov, 2021] для устранения неопределенности, возникающей при измерении фазовой 
разности одноименных сигналов, по которой судят 
о скорости распространения волновых возмущений 
в солнечной атмосфере. 
Авторы надеются, что статья внесет вклад в построение целостной картины колебаний в солнечном пятне. 
Работа выполнена при финансовой поддержке 
распространения волн в солнечной атмосфере полезно использовать вспышечную модуляцию колебаний, в результате ударного воздействия которой 
амплитуда собственных колебаний на короткое время 
резко возрастает в три-пять раз. Milligan et al. 
[2017] наблюдали трехминутные глобальные колебания в линиях Лайман-альфа и SDO/AIA 1600 и 1700 Å 
после мощной рентгеновской вспышки. Chelpanov, 
Kobanov [2018] наблюдали вспышечную модуляцию 
локальных трехминутных и пятиминутных колебаний в активной области в ходе малой вспышки класса 
В2. Можно заключить, что данное явление не столь 
уж редкое для Солнца. При анализе наблюдений, 
полученных одновременно на нескольких уровнях 
солнечной атмосферы, становится хорошо заметным 
образовавшийся в результате вспышки цуг колебаний с повышенной амплитудой; можно отследить 
его распространение на разные высоты, что уменьшает ошибки в определении фазовой задержки колебаний, по которой измеряют скорость распространения волновых возмущений [Chelpanov, Kobanov, 
2021]. Заметим, что здесь просматривается очень 
близкая аналогия с методами, применяемыми в геофизике, когда с помощью взрывных возмущений 
возбуждаются колебания в среде на собственных частотах, по скорости распространения которых судят 
о физических свойствах окружающей среды. 
 
ВЫВОДЫ 
В статье описаны основные наблюдательные хаМинобрнауки России. Результаты получены с использованием оборудования Центра коллективного 
пользования «Ангара» [http://ckp-rf.ru/ckp/3056/]. 
В работе использованы данные космической обсерватории Solar Dynamics Observatory (SDO). Авторы 
благодарны анонимным рецензентам за предложения и замечания, способствовавшие улучшению 
текста статьи. 
 
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 
Осак Б.Ф., Григорьев В.М., Круглов В.И., Скоморовский В.И. Автоматизированный солнечный телескоп. Новая техника в астрономии. 1979. Т. 6. С. 84–90. 
рактеристики колебательных процессов, происходящих в разных частях солнечных пятен. Обсуждаются 
результаты исследований, в том числе полученные 
авторами статьи, как ранние, так и современные. Указывается на некоторые проблемы, связанные с проведением наблюдений и интерпретацией. 
9 

Наблюдательные характеристики  
 
 
 
 
 
 Observational Characteristics 
Alissandrakis C.E., Dialetis D., Mein P., et al. The EverKobanov N.I., Kolobov D.Y., Makarchik D.V. Umbral threeminute oscillations and running penumbral waves. Solar Phys. 
2006. Vol. 238. P. 231–244. DOI: 10.1007/s11207-006-0160-z. 
shed flow in the solar photosphere, chromosphere and chromosphere-corona transition region. Astron. Astrophys. 1988. 
Vol. 201. P. 339–349. 
Kolobov D.Y., Chelpanov A.A., Kobanov N.I. Peculiarity 
Beckers J.M., Tallant P.E. Chromospheric inhomogeneities in sunspot umbrae. Solar Phys. 1969. Vol. 7. P. 351–365. 
DOI: 10.1007/BF00146140. 
of the oscillation stratification in sunspot penumbrae. Solar Phys. 
2016. Vol. 291. P. 3339–3347. DOI: 10.1007/s11207-0160953-7. 
Bel N., Leroy B. Analytical study of magnetoacoustic 
Lites B.W. Photoelectric observations of chromospheric 
gravity waves. Astron. Astrophys. 1977. Vol. 55. P. 239. 
Belov S.A., Molevich N.E., Zavershinskii D.I. Dispersion 
sunspot oscillations. V. Penumbral oscillations. Astrophys. J. 
1988. Vol. 334. P. 1054. DOI: 10.1086/166898. 
Lites B.W. Sunspot oscillations — observations and imof slow magnetoacoustic waves in the active region fan loops 
introduced by thermal misbalance. Solar Phys. 2021. Vol. 296, 
122. DOI: 10.1007/s11207-021-01868-4. 
Bloomfield D.S., Lagg A., Solanki S.K. The nature of runplications. Sunspots: Theory and Observations. Proceedings of 
the NATO Advanced Research Workshop on the Theory of 
Sunspots, held in Cambridge, U.K., September 22–27, 1991. 
1992. Vol. 375. P. 261. DOI: 10.1007/978-94-011-2769-1_12. 
ning penumbral waves revealed. Astrophys. J. 2007. Vol. 671. 
P. 1005–1012. DOI: 10.1086/523266. 
Löhner-Böttcher J., Bello González N. Signatures of running 
Bogdan T.J., Judge P.G. Observational aspects of sunspot ospenumbral waves in sunspot photospheres. Astron. Astrophys. 
2015. Vol. 580, A53. DOI: 10.1051/0004-6361/201526230. 
cillations. Roy. Soc. London Trans. Ser. A. 2006. Vol. 364, 
iss. 1839. P. 313–331. DOI: 10.1098/rsta.2005.1701. 
Madsen C.A., Tian H., DeLuca E.E. Observations of umBotha G., Arber T., Nakariakov V., Zhugzhda Y. Chromospheric resonances above sunspot umbrae. Astrophys. J. 2011. 
Vol. 728, 84. DOI: 10.1088/0004-637X/728/2/84. 
bral flashes and running sunspot waves with the Interface 
Region Imaging Spectrograph. Astrophys. J. 2015. Vol. 800, 
no. 2, 129. DOI: 10.1088/0004-637X/800/2/129. 
Calisir M.A., Yazici H.T., Kilcik A., Yurchyshyn V. RelaMaltby P., Eriksen G. The Evershed effect as a wave phenomenon. Solar Phys. 1967. Vol. 2. P. 249–257. DOI: 10.1007/ 
BF00147840. 
Milligan R.O., Fleck B., Ireland J., et al. Detection of threetionships between physical parameters of umbral dots measured for 12 sunspot umbras with the Goode Solar Telescope. 
Solar Phys. 2023. Vol. 298, 103. DOI: 10.1007/s11207-02302198-3. 
Chelpanov A.A., Kobanov N.I. Oscillations accompanying 
minute oscillations in full-disk Lyα emission during a solar flare. 
Astrophys. J. Lett. 2017. Vol. 848, L8. DOI: 10.3847/ 20418213/aa8f3a. 
a HeI 10830 Å negative flare in a solar facula. Solar Phys. 2018. 
Vol. 293, 157. DOI: 10.1007/s11207-018-1378-2. 
Montesinos B., Thomas J.H. The Evershed effect in sunChelpanov A.A., Kobanov N.I. Using flare-induced moduspots as a siphon flow along a magnetic flux tube. Nature. 
1997. Vol. 390. P. 485–487. DOI: 10.1038/37307. 
Reznikova V.E., Shibasaki K. Flare quasi-periodic pulsalation of three- and five-minute oscillations for studying wave 
propagation in the solar atmosphere. Solar Phys. 2021. Vol. 296, 
180. DOI: 10.1007/s11207-021-01910-5. 
Evershed J. Radial movement in sun-spots. Mont. Not. Roy. 
tions with growing periodicity. Astron. Astrophys. 2011. Vol. 525, 
A112. DOI: 10.1051/0004-6361/201015600. 
Astron. Soc. 1909. Vol. 69. P. 454. DOI: 10.1093/mnras/69.5.454. 
Reznikova V.E., Shibasaki K. Spatial structure of sunspot osFelipe T., Socas-Navarro H., Khomenko E. Synthetic obcillations observed with SDO/AIA. Astrophys. J. 2012. Vol. 756, 
A35. DOI: 10.1088/0004-637X/756/1/35. 
servations of wave propagation in a sunspot umbra. Astrophys. 
J. 2014. Vol. 795, 9. DOI: 10.1088/0004-637X/795/1/9. 
Rimmele T.R. On the temporal behaviour of the Evershed 
French R.J., Bogdan T.J., Casini R., et al. First observation 
effect. Astron. Astrophys. 1994. Vol. 290. P. 972–982. 
Rouppe van der Voort L.H.M., Rutten P.J., Sutterlin P., et al. 
of chromospheric waves in a sunspot by DKIST/ViSP: The 
anatomy of an umbral flash. Astrophys. J. Lett. 2023. Vol. 945, 
L27. DOI: 10.3847/2041-8213/acb8b5. 
Giovanelli R.G. Oscillation and waves in a sunspot. Solar 
La Palma observations of umbral flashes. Astron. Astrophys. 
2003. Vol. 403. P. 277. DOI: 10.1051/0004-6361:20030237. 
Phys. 1972. Vol. 27. P. 71–79. DOI: 10.1007/BF00151771. 
Schlichenmaier R., Schmidt W. Flow geometry in a sunJess D.B., Reznikova V.E., Van Doorsselaere T., et al. The 
spot penumbra. Astron. Astrophys. 2000. Vol. 358. P. 1122–
1132. 
Settele A., Staude J., Zhugzhda Y. Waves in sunspots: Resoinfluence of the magnetic field on running penumbral waves in 
the solar chromosphere. Astrophys. J. 2013. Vol. 779, 168. 
DOI: 10.1088/0004-637X/779/2/168. 
Jess D.B., Jafarzadeh S., Keys P.H., et al. Waves in the lower 
nant transmission and the adiabatic coefficient. Solar Phys. 2001. 
Vol. 202, iss. 2. P. 281–292. DOI: 10.1023/A:1012225321105. 
Shine R.A., Title A.M., Tarbell T.D., et al. High-resolution 
solar atmosphere: The dawn of next-generation solar telescopes. 
Living Rev. Sol. Phys. 2023. Vol. 20, 1. DOI: 10.1007/s41116022-00035-6. 
observations of the Evershed effect in sunspots. Astrophys. J. 
1994. Vol. 430. P. 413–424. DOI: 10.1086/174416. 
Khomenko E., Collados M. Magnetohydrostatic sunspot 
Sieyra M.V., Krishna Prasad S., Stenborg G., et al. Obsermodels from deep subphotospheric to chromospheric layers. 
Astrophys. J. 2008. Vol. 689. P. 1379–387. DOI: 10.1086/ 
592681. 
vational and numerical characterization of a recurrent arc-shaped 
front propagating along a coronal fan. Astron. Astrophys. 2022. 
Vol. 667, A21. DOI: 10.1051/0004-6361/202244454. 
Kilcik A., Sarp V., Yurchyshyn V., et al. Physical characSolanki S., Montavon C. Uncombed fields as the source of 
the broad-band circular polarization of sunspots. Astron. Astrophys. 1993. Vol. 275. P. 283–292. 
teristics of umbral dots derived from a high-resolution observations. Solar Phys. 2020. Vol. 295, 58. DOI: 10.1007/ 
s11207-020-01618-y. 
Solov’ev A.A., Kirichek E.A. Sunspot as an isolated magnetic 
Kobanov N.I. On spatial characteristics of five-minute osstructure: Stability and oscillations. Astrophys. Bull. 2008. 
Vol. 63. P. 169–180. DOI: 10.1134/S1990341308020077. 
Solov’ev A.A., Kirichek E.A. Analytical model of an asymcillations in the sunspot umbra. Solar Phys. 1990. Vol. 125. 
P. 25–30. DOI: 10.1007/BF00154775. 
Kobanov N.I. Measurements of the differential line-ofmetric sunspot with a steady plasma flow in its penumbra. Solar 
Phys. 2016. Vol. 291. P. 1647–1663. DOI: 10.1007/s11207-0160922-1. 
St. John C.E. Radial motion in sun-spots. Astrophys. J. 
sight velocity and longitudinal magnetic field on the Sun with 
CCD photodetector: part I. Modulationless techniques. Instruments and Experimental Techniques. 2001. Vol. 44. P. 524–529. 
1913. Vol. 37. P. 322. DOI: 10.1086/142002. 
Kobanov N.I., Makarchik D.V. Propagating waves in the 
Stangalini M., Verth G., Fedun V., et al. Large scale coherent 
magnetohydrodynamic oscillations in a sunspot. Nature Commusunspot umbra chromosphere. Astron. Astrophys. 2004. Vol. 424. 
P. 671–675. DOI: 10.1051/0004-6361:20035960. 
10